250px|vignette|Vue d'artiste de , une étoile binaire en phase d'enveloppe commune, surnommée l'étoile-cacahuète.
Une binaire à enveloppe commune () est une étoile binaire dont les deux composantes sont immergées dans une enveloppe circumstellaire de gaz qui leur est commune. Tout système binaire serré (close binary) dont une des composantes est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire, est passé par la phase d'enveloppe commune et forme une binaire postérieure à la phase d'enveloppe commune (post-common envelope binary). C'est le cas des variables cataclysmiques contenant une naine blanche et d'objets plus exotiques tels que les binaires X contenant une étoile à neutrons ou un trou noir stellaire présumé. Ce pourrait être également le cas des variables de type FK Comae Berenices. La phase d'enveloppe commune débute lorsqu'une des étoiles du système binaire devient une géante rouge et remplit son lobe de Roche. Un transfert de masse quitte le cœur de la géante rouge et plonge son compagnon stellaire, relativement moins dense, au sein d'une enveloppe commune. Les cœurs forment alors une spirale l'un vers l'autre. Le moment angulaire et l'énergie qu'ils perdent sont transférés à l'enveloppe qui, en réponse, surgyre et éjecte de la masse. La phase d'enveloppe commune s'achève quand celle-ci disparaît, laissant apparaître un objet compact.
Les binaires à enveloppe commune sont souvent confondues avec les binaires à contact. Elles en diffèrent cependant. En effet, dans le cas d'une binaire à contact, les deux composantes remplissent leurs lobes de Roche respectifs.
La formation de binaires à enveloppe commune a été discutée, dès 1974, par Warren M. Sparks et Theodore Stecher, Refsdal et Chau .
En 2020 les baisses de luminosité de WD 1856+534, une naine blanche appartenant à un système de trois étoiles, sont interprétées comme le transit d'une planète géante. Avec une masse pouvant atteindre et une période orbitale d'environ , cette planète met en difficulté les modèles actuels d'évolution stellaire, et notamment ceux des binaires à enveloppe commune.
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thumb|Vue d'artiste d'une variable cataclysmique Une (étoile) variable cataclysmique (CV en anglais) est un type d'étoile binaire. Elle est constituée de deux étoiles : une primaire naine blanche, et une secondaire lui transférant sa masse. On connait actuellement plus de 1600 systèmes CV. Elles ont une période orbitale comprise typiquement entre 80 minutes et 12 heures, bien qu'il y ait une lacune statistique entre 2 et 3 heures dans la distribution des périodes observées.
Un lobe de Roche est une surface équipotentielle de Roche. Elle est tracée dans un repère tournant lié à deux corps célestes orbitant à vitesse constante sur des trajectoires circulaires. Le potentiel de Roche tient compte à la fois de la force de gravitation et de la force centrifuge. Par extension, l'équipotentielle particulière pour laquelle la force est nulle est aussi appelée lobe de Roche. Les lobes de Roche sont ainsi désignés en l'honneur de l'astronome et mathématicien français Édouard Roche qui introduisit cette notion en 1873.
Une binaire X est formée d'une étoile « normale » orbitant autour d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir avec une courte période. Le rayonnement X provient de l'énorme quantité d'énergie dégagée par l'accrétion de la matière de l'étoile autour de l'objet compact. Un scénario simplifié de la formation d'une binaire X massive est le suivant (Tauris & van den Heuvel 2003) : deux étoiles massives (> 12 masses solaires) arrivent sur la séquence principale ; une dizaine de millions d'années plus tard environ, la plus massive est passée la première au stade de supergéante rouge et son enveloppe remplit le lobe de Roche, commençant le transfert de masse vers le compagnon.
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